WikiDer > AB7

AB7
AB7
LHA 115 - N 76A - Eso0310a.jpg
AB7 - самая яркая белая звезда в центре полости внутри туманности, а не более яркая красноватая звезда.[1] Изображение ложного цвета: красный - Hя; зеленый - это OIII; синий онIII.
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0
СозвездиеТукана
Прямое восхождение01час 03м 35.93s[2]
Склонение−72° 03′ 22.0″[2]
Видимая величина (V)13.016[2]
Характеристики
Спектральный типWN4 + O6I (ж)[2]
U − B индекс цвета-1.021[2]
B − V индекс цвета-0.062[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)172[3] км / с
Расстояние197,000 лы
(61,000 ПК)
Абсолютная величина (MV)−6.1[3] (−4.4 + −5.7[4])
Орбита[3]
Период (П)19,560 ± 0,0005 дней
Большая полуось (а)132 р☉
Эксцентриситет (е)0.07±0.02
Наклон (я)68+22
−15[4]°
Периастр эпоха (Т)2451549.2±0.8
Аргумент периастра (ω)
(начальный)		101±16°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		196 ± 4 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		101 ± 2 км / с
Подробности[4]
WR
Масса23 M☉
Радиус3.4 р☉
Яркость1,259,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.7 cgs
Температура105,000 K
О
Масса44 M☉
Радиус14 р☉
Яркость316,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.6 cgs
Температура36,000 K
Скорость вращения (v грехя)150 км / с
Возраст3.4 Myr
Прочие обозначения
AB 7, SMC WR 7, OGLE SMC-SC9 37124, SBC9 2395, AzV 336a
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

AB7, также известный как SMC WR7, является двойная звезда в Малое Магелланово Облако. А Звезда Вольфа – Райе и сверхгигантский компаньон спектральный класс O орбите за 19,56 суток. Система окружена кольцевым туманность известный как пузырьковая туманность.

Открытие

AB7 был впервые указан Аззопарди и Виньо как вероятный член Малого Магелланова Облака и отмечен как звезда Вольфа Райе. Он был пронумерован 336a, что означает, что это дополнение между 336 и 337 в существующем каталоге. В каталог Звезды обозначаются аббревиатурой Az или AzV, поэтому AB7 также называется AzV 336a. Отмечается близкий товарищ, хотя на расстоянии SMC он не так близок и физически не связан.[5]

Полный каталог звезд Вольфа Райе в SMC был опубликован вскоре после этого Аззопарди и Брейзахером, при этом AB7 стал седьмым из восьми звезд. Их называют звездами SMC WR, или SMC AB, или чаще просто AB.[6]

Туманность

Малое Магелланово Облако в искусственных цветах
Малое Магелланово Облако. N76 - середина трех самых ярких красных HII регионы в строке ниже (к северу от) центра.

AB7 находится в центре пузырьковой туманности в форме и ионизированный мощным звездные ветры от звезд внутри него.[7][8] Туманность была впервые внесена в каталог как N76 и N76A. ЧАСα эмиссионные туманности. N76A - более яркая часть более крупной круглой туманности N76 внизу слева на изображениях, а N76B - оторванный узел внизу справа. N76 находится между двумя другими известными ЧАСII регионы: более крупный и яркий N66, содержащий необычный HD 5980 LBV/ WR / O тройная система; и более слабый N78.[9]

Туманность была занесена в каталог в радиоволнах как SMC DEM 123 и 124, что соответствует N76A и N76 соответственно. DEM 124 описывается как оболочка, окружающая DEM 123.[10]

N76 - это ЧАСII область шириной около 5 угловых минут, 40–50 парсек. Он имеет вид кольца, но на самом деле представляет собой примерно сферическую оболочку. межзвездный материал сформированный и ионизированный ветрами центральных звезд, подобный планетарная туманность но намного больше. Он также содержит как однократно, так и дважды ионизированный гелий. Такой ОнII регионы редки и указывают на чрезвычайно горячую ионизирующую звезду. Их можно найти только вокруг нескольких самых горячих типов звезд Вольфа Райе.[11]

N76 описывается как содержащий открытый кластер NGC 371, хотя обратное может быть более точным. Звезды NGC 371 разбросаны по диаметру вдвое больше, чем N76, около 100 парсеков, и их лучше описать как звездная ассоциация чем открытый кластер. Их можно увидеть как более высокую плотность звезд в нижней половине изображений.[12] Ходж каталогизированные звездные ассоциации в SMC и Hodge 53 были определены как NGC 371.[13]

AB7 иногда описывается как входящий в N76A,[5] но это неверно. N76A - маленькая плотная HII область SE AB7, часть «кольца», в то время как AB7 лежит в центре менее плотной туманности внутри кольца.[1][9] Возможно, это уже дом нового поколения звезд; На N76A есть по крайней мере пять горячих молодых звезд, в том числе, вероятно, O9. главная последовательность звезда в его центре.[1]

Рядом необычный кислород-богатые остаток сверхновой был интенсивно изучен. Это видно как узел зеленеющих из нитей эмиссия ионизированного кислорода.[14]

Звезды

Спектр

Пузырь вокруг AB7 в инфракрасном (Космический телескоп Спитцера)

AB7 - явно звезда Вольфа Райе с характерной широкой эмиссионные линии. Видны также узкие эмиссионные линии туманности, часто накладываемые на эмиссию звезды. Нет сильных линии поглощения, но континуальный фон спектр намного сильнее одиночной звезды WR, а несколько эмиссионных линий аномально слабы, поэтому Акушер компаньон всегда предполагалось.[6]

В электромагнитное излучение первичной сосредоточены в дальних ультрафиолетовый, поэтому в видимом и ультрафиолетовом спектрах преобладает вторичная звезда. Классификация обеих звезд осложняется слиянием линий. При первом обнаружении он был классифицирован как "WR:", в то время как каталог SMC WR считал его своеобразным WN3 + OB.[5][6]

Ранний подробный анализ дал спектральные типы WN1 (тип, используемый некоторыми авторами в течение нескольких лет, эквивалентный современному WN2) и O6IIIf для этих двух звезд.[7] Спектры высокого разрешения, позволяющие отделить линии от каждого компонента во время их орбита дал WN2 + O6I (f) со значительной неопределенностью. Слабый NIII видны линии, которые обычно не обнаруживаются у такой ранней звезды WN, но они были отнесены к спутнику.[3] Другой анализ аналогичных спектров дает WN4 для компоненты Вольфа Райе на основе относительной силы HeII и оня эмиссия и наличие ЧАСε эмиссия.[15] В яркость-чувствительные линии звезды O в значительной степени скрыты излучением от главной звезды, но предполагается, что это развитая звезда из-за азот эмиссия, а сверхгигант на основе абсолютная величина.[3]

AB7 - сильный рентгеновский снимок источник четко обнаружен РОСАТ и Чандра. Это ожидается для близкого двоичного файла WR / O из-за встречные ветры шок от экстремальных температур.[15] Рентгеновская светимость меняется на орбите.[16] Хотя звездные ветры звезд WR с низкой металличностью SMC ожидается и будет слабее, чем у звезд галактики и LMC WR, рентгеновская светимость сравнима с аналогичными двойными галактическими системами. Оже-ионизация вызывает CIV основное состояние должно быть обезлюдено, что еще больше усложняет спектр.[4]

Орбита

Спектр AB7 показывает изменение лучевой скорости эмиссионных линий WR и более узких линий поглощения с хорошо выраженным период 19,56 суток. Сдвиги в двух наборах линий не совсем синхронизированы: пик скорости линий излучения примерно на день позже, чем у линий поглощения. Согласно теории, это может быть связано со встречным ветром или, возможно, с асимметричным диском вокруг звезд.[3]

Относительный размер доплеровских сдвигов спектральной линии указывает на соотношение масс двух звезд, которое показывает, что вторичная масса примерно в два раза больше массы первичной. По форме кривых лучевых скоростей можно получить эксцентриситет орбит, которые почти круглые. Затмения звезд не видны, но очень небольшое изменение блеска может быть связано с ветровыми затмениями, которые ограничивают склонность почти до 60 °.[3] Калибровка вторичной массы в соответствии с ее спектральным классом дает наклонение орбиты 68 °. Полученный размер орбиты зависит от наклонения; для наклона 68 ° большая полуось это 123р☉.[4]

Характеристики

N76 в ЧАСα (красный), Оня (зеленый), и ОнII (синий)

Полная визуальная яркость AB7 может быть определена достаточно точно по абсолютной величине (MV) −6,1, в 23500 раз ярче, чем солнце. Компоненты нельзя наблюдать по отдельности, и вклад каждого компонента можно только оценить. О-звезда доминирует в визуальном спектре и дает около 70% яркости, что приводит к MV −5,7 и −4,4 для основного.[4]

В температура звезды можно определить несколькими способами: по спектральному классу; прямо из атмосферных моделей; и от ионизирующего воздействия его излучения. Доступны точные калибровки для температур звезд класса O, хотя они немного отличаются для металличности SMC и для звезд разных классов светимости. Температуры для спектральных классов WR определены менее точно, особенно для SMC и особенно для самых горячих классов. AB7 полностью ионизирует окружающий межзвездный материал на расстоянии 20 парсеков, и это может быть использовано для определения температуры и светимости ионизирующей звезды. Такой уровень ионизации не может быть достигнут звездой O6, поэтому он будет почти полностью за счет компонента WR. К сожалению, ионизация выходит за рамки того, что было бы вызвано самой горячей моделью - звездой 120 000K.[1] Более ранняя попытка того же расчета дала черное тело температура 80 000К.[7] Температуры можно рассчитать напрямую, моделируя атмосферы обеих звезд, чтобы детально воспроизвести наблюдаемый спектр. Этот метод приводит к температуре 106 000 K для компонента WR и 36 000 K для O-компаньона. Эффективная температура полезна для моделирования атмосферы и сравнения звезд, но типичная «наблюдаемая» температура на оптической глубине 2/3 может значительно отличаться для звезд с плотным звездным ветром. В случае первичной звезды WR температура оптической глубины составляет 96000 К.[4]

Самый простой способ измерить светимость звезды - это наблюдать излучаемый ею световой поток на всех длинах волн ( спектральное распределение энергии или SED) и просуммируйте их вместе. К сожалению, для AB7 это непрактично, поскольку большая часть излучения приходится на дальний ультрафиолет. Более распространенный метод - измерить визуальную яркость и применить болометрическая коррекция чтобы получить полную светимость на всех длинах волн, хотя размер болометрической поправки чрезвычайно чувствителен к эффективной температуре. Следование этому методу дает светимость 1,270,000.L☉ для первичной.[3] Яркость также можно определить по наблюдаемым уровням ионизации. Предполагая, что более старая температура 80 000 К дает 1000000L☉.[7] Моделирование атмосферы дает светимости для компонентов WR и O более 1000000.L☉ и 316 000L☉ соответственно.[4]

Радиус звезды с сильным звездным ветром плохо определен, поскольку любой сильный скачок плотности, который может быть определен как поверхность, полностью скрыт от глаз. Обычно используемые определения радиуса в таких случаях включают: температурный радиус; радиус оптической глубины; и преобразованный радиус. Различия существенны только в случае компонента WR. Температурный радиус - это радиус однородного диска, который будет давать известную светимость при расчетной эффективной температуре, и составляет 3,4р☉. Радиус на оптической глубине 2/3 составляет 4,0р☉. Преобразованный радиус - это значение, используемое при моделировании атмосферы, и составляет 5,6.M☉.[17] Радиус О-составляющей 14-15р☉.[4]

Массы каждого компонента в системе AB7 могут быть определены с двойной орбиты. Минимальные массы найдены 18M☉ и 34M☉ соответственно для первичного и вторичного. С учетом наклона 60 ° фактические массы равны 28M☉ и 54M☉. Вторичный более массивный и визуально более яркий, но не более светлый.[3]

Оба компонента AB7 обладают мощным звездные ветры и быстро теряют массу. Рассчитана скорость ветра 1700 км / с для первичного и 1500 км / с для вторичного,[4] с потерей массы первичной звезды в миллиард раз больше, чем у Солнца, и в 100 миллионов раз для вторичной звезды.[18] Ветер WR достаточно плотный, чтобы скрыть фотосфера звезды, что приводит к необычному спектру, почти полностью состоящему из излучения линии расширились быстрым расширением и турбулентность ветра. Высокая скорость ветра и близость звезд означают, что там, где ветер сталкивается, материал подвергается ударам до температур более 20 миллионов К, в результате чего он начинает излучать жесткие рентгеновские лучи.[15]

Эволюция

Тип сверхновой по начальной массе и металличности

Модель была разработана, чтобы показать эволюцию двойной системы, ведущую к наблюдаемому в настоящее время состоянию AB7. Начальное состояние имеет 80M☉ первичный и 40M☉ вторичный на орбите примерно в два раза больше текущего размера. Более массивная первичная последовательность покидает главную последовательность примерно через 3,3 миллиона лет и выходит за ее пределы. roche lobe. Примерно через 30 000 лет он теряет 30M☉, лишь небольшая часть которых аккрецируется вторичной звездой. Относительно вскоре после этого система вернется в текущее состояние.[4]

Предполагается, что исходное химическое содержание двух звездных компонентов типично для SMC, с металличность От 1/5 до 1/10 солнечного уровня. В своем нынешнем развитом состоянии компонент WR показывает резко различающиеся содержания, с водород менее 20% на поверхности, азот практически не обнаруживается, значительный углерод обогащение, а остальное - гелий. Это не похоже на галактические звезды и звезды LMC WN, в которых почти полностью отсутствует водород. Это ядро горение гелия звезда, в то время как спутник типа O все еще является ядром сжигание водорода звезда.[19]

И у первичной, и у вторичной звезды их ядра в конечном итоге схлопнутся, что приведет к взрыву сверхновой. Первоначально более массивная первичная звезда схлопнется первой, вероятно, как сверхновая типа Ic, в течение нескольких сотен тысяч лет. Вторичная звезда будет существовать как одиночная звезда или, возможно, в двойной системе с остатком сверхновой в течение нескольких миллионов лет, прежде чем она также взорвется как сверхновая, вероятно, типа Ib. Массивные звезды с металличностью SMC могут производить сверхновые с низкой светимостью или даже коллапсировать прямо в черную дыру без видимого взрыва.[20]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d Naze, Y .; Rauw, G .; Manfroid, J .; Chu, Y.-H .; Вре, Ж.-М. (Сентябрь 2003 г.). «Пузыри WR и эмиссия HeII». Астрономия и астрофизика. 408 (1): 171–186. arXiv:Astro-ph / 0306084. Bibcode:2003A&A ... 408..171N. Дои:10.1051/0004-6361:20030847.
  2. ^ а б c d е ж Bonanos, A. Z .; Леннон, Д. Дж .; Köhlinger, F .; Van Loon, J. Th .; Massa, D. L .; Севило, М .; Evans, C.J .; Panagia, N .; Babler, B.L .; Блок, М .; Bracker, S .; Engelbracht, C.W .; Гордон, К. Д .; Hora, J. L .; Indebetouw, R .; Meade, M. R .; Meixner, M .; Мисселт, К. А .; Robitaille, T. P .; Shiao, B .; Уитни, Б.А. (2010). "Инфракрасная фотометрия массивных звезд в Малом Магеллановом облаке Spitzer SAGE-SMC". Астрономический журнал. 140 (2): 416–429. arXiv:1004.0949. Bibcode:2010AJ .... 140..416B. Дои:10.1088/0004-6256/140/2/416.
  3. ^ а б c d е ж грамм час я Niemela, V. S .; Massey, P .; Testor, G .; Хименес Бенитес, С. (2002). «Массивная двоичная система Вольфа-Райе SMC WR7». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 333 (2): 347–352. arXiv:Astro-ph / 0202203. Bibcode:2002МНРАС.333..347Н. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05395.x.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я j k Шенар, Т .; Hainich, R .; Todt, H .; Сандер, А .; Hamann, W.-R .; Moffat, A. F. J .; Eldridge, J. J .; Pablo, H .; Оскинова, Л. М .; Ричардсон, Н. Д. (2016). "Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем". Астрономия и астрофизика. 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A&A ... 591A..22S. Дои:10.1051/0004-6361/201527916.
  5. ^ а б c Azzopardi, M .; Виньо, Дж. (Март 1979 г.). «Малое Магелланово Облако, дополнительные списки вероятных членов и звезд переднего плана». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 35: 353–369. Bibcode:1979A и AS ... 35..353A.
  6. ^ а б c Azzopardi, M .; Брейсахер, Дж. (Май 1979 г.). «Поиск новых звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика. 75 (1–2): 120–126. Bibcode:1979А и А .... 75..120А.
  7. ^ а б c d Пакулль, М. В. (1991). «Спектрофотометрия кольцевых туманностей вокруг звезд Вольфа-Райе». In van der Hucht, Karel A .; Хидаят, Бамбанг (ред.). Звезды Вольфа-Райе и взаимосвязи с другими массивными звездами в галактиках: материалы 143-го симпозиума Международного астрономического союза, проходившего в Сануре, Бали, Индонезия, 18–22 июня 1990 г.. Kluwer Academic Publishers. п. 391. Bibcode:1991IAUS..143..391P.
  8. ^ Pakull, M. W .; Бианки, Л. (1991). «Вольф-Райе + из Star Binary AB7: грелка в малом Магеллановом облаке». In van der Hucht, Karel A .; Хидаят, Бамбанг (ред.). Звезды Вольфа-Райе и взаимосвязи с другими массивными звездами в галактиках: материалы 143-го симпозиума Международного астрономического союза, проходившего в Сануре, Бали, Индонезия, 18–22 июня 1990 г.. Kluwer Academic Publishers. п. 260. Bibcode:1991IAUS..143..260P.
  9. ^ а б Хениз, Карл Г. (сентябрь 1956 г.). "Каталоги звезд и туманностей Hα-ЭМИССИИ в Магеллановых облаках". Приложение к астрофизическому журналу. 2: 315. Bibcode:1956ApJS .... 2..315H. Дои:10.1086/190025.
  10. ^ Дэвис, Р. Д .; Elliott, K. H .; Миберн, Дж. (1976). «Небулярные комплексы большого и малого Магеллановых облаков». Мемуары Королевского астрономического общества. 81 (пт. 2): 89–128. Bibcode:1976МмРАС..81 ... 89Д.
  11. ^ Гарнетт, Дональд Р .; Кенникатт младший, Роберт С.; Чу, Ю-Хуа; Скиллман, Эван Д. (август 1991 г.). «Области H II с выбросом He II». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 103 (666): 850–852. Bibcode:1991PASP..103..850G. Дои:10.1086/132892.
  12. ^ Эванс, Т. Ллойд (1978). «Красные переменные звезды в Магеллановых Облаках - II. Поле NGC 371 в SMC». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 183 (3): 305–317. Bibcode:1978МНРАС.183..305Л. Дои:10.1093 / минрас / 183.3.305.
  13. ^ Ходж, Пол (июнь 1985). «Звездные ассоциации Малого Магелланова Облака». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 97 (592): 530–53. Bibcode:1985PASP ... 97..530H. Дои:10.1086/131564.
  14. ^ Допита, М. А .; Туохи, И. Р .; Мэтьюсон, Д. С. (15 сентября 1981 г.). «Богатый кислородом молодой остаток сверхновой в Малом Магеллановом Облаке». Письма в астрофизический журнал. 248: L105. Bibcode:1981ApJ ... 248L.105D. Дои:10.1086/183635.
  15. ^ а б c Foellmi, C .; Moffat, A. F. J .; Герреро, М. А. (2003). "Двойные системы Вольф - Райе в Магеллановых Облаках и их значение для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 338 (2): 360–388. Bibcode:2003МНРАС.338..360Ф. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06052.x.
  16. ^ Герреро, Мартин А .; Чу, Ю-Хуа (июль 2008 г.). "Рентгеновское исследование звезд Вольфа-Райе в Магеллановых облаках. I. Набор данных Chandra ACIS". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 177 (1): 216–237. arXiv:0802.0503. Bibcode:2008ApJS..177..216G. Дои:10.1086/587059.
  17. ^ Шмутц, Вернер; Leitherer, Клаус; Грюнвальд, Рут (1992). «Теоретические континуальные распределения энергии для звезд Вольфа-Райе». Астрономическое общество Тихого океана. 104: 1164. Bibcode:1992PASP..104.1164S. Дои:10.1086/133104.
  18. ^ Мартинс, Ф .; Hillier, D.J .; Bouret, J.C .; Depagne, E .; Foellmi, C .; Марченко, С .; Моффат, А. Ф. (февраль 2009 г.). «Свойства звезд WNh в Малом Магеллановом Облаке: свидетельство однородной эволюции». Астрономия и астрофизика. 495 (1): 257–270. arXiv:0811.3564. Bibcode:2009A&A ... 495..257M. Дои:10.1051/0004-6361:200811014.
  19. ^ Пасеманн, Диана; Рюлинг, Юте; Хаманн, Вольф-Райнер (2011). «Спектральный анализ звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень. 80: 180–184. Bibcode:2011BSRSL..80..180P.
  20. ^ Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. Дои:10.1051/0004-6361/201321906.